On-sky demonstration of dual-field interferometry at the CHARA Array

Um die feinsten Details des Universums zu sehen, müssen Astronomen Teleskope oft miteinander koppeln und so ein virtuelles Instrument erschaffen, das so breit ist wie der Abstand zwischen ihnen. Diese Technik, bekannt als Interferometrie, ermöglicht es Wissenschaftlern, winzige Strukturen an fernen Sternen aufzulösen, die andernfalls als bloße Lichtpunkte erscheinen würden. Die Erdatmosphäre ist jedoch eine turbulente Decke, die das eintreffende Sternenlicht ständig verzerrt, was dazu führt, dass die für diese Messungen benötigten empfindlichen Interferenzmuster in einem Bruchteil einer Sekunde verschwimmen und verschwinden. Traditionell bedeutete dies, dass Astronomen nur sehr kurze Blitze heller Sterne beobachten konnten, was ihre Fähigkeit einschränkte, schwächere, schwer fassbare Objekte wie ferne Begleiter oder Exoplaneten zu untersuchen. Die Herausforderung bestand schon immer darin, die „Sicht“ des Teleskops lange genug stabil zu halten, um genügend Licht von diesen lichtschwachen Zielen zu sammeln, ohne dass das atmosphärische Rauschen das Signal wegwäscht.

Einem Forscherteam am CHARA Array, einer Ansammlung von sechs Teleskopen am Mount Wilson in Kalifornien, ist es nun gelungen, einen neuen Weg zu demonstrieren, um diese Barriere zu überwinden. Durch die Nutzung eines hellen nahen Sterns als Echtzeit-Leitstern haben sie gezeigt, dass es möglich ist, die atmosphärischen Verzerrungen eines Sterns zu verfolgen und gleichzeitig einen viel schwächeren Begleitstern über einen längeren Zeitraum stabil zu beobachten. Dieser „Dual-Field“-Ansatz entkoppelt effektiv die Notwendigkeit eines hellen Zielobjekts von der Notwendigkeit einer langen Beobachtung und öffnet die Tür zur Untersuchung von Systemen, die zuvor zu lichtschwach waren, um in solch einem Detailgrad gesehen zu werden.

Das Team stellte diese neue Fähigkeit im Sommer 2025 an einem Dreifachsternsystem namens Alpha Piscium auf die Probe. Dieses System ist eine hierarchische Anordnung, was bedeutet, dass es ein weites Sternpaar enthält, von dem eines selbst ein enges Doppelsternsystem ist. Die Forscher verwendeten zwei verschiedene Instrumente, die mit denselben sechs Teleskopen verbunden sind. Ein Instrument, MIRC-X, fixierte den helleren Primärstern, um als Referenz zu dienen und die atmosphärischen Schwankungen tausendfach pro Sekunde zu messen. Diese Messungen wurden verwendet, um den Pfad des Lichts in Echtzeit zu korrigieren. Währenddessen nutzte ein zweites Instrument, MYSTIC, dieselben Korrekturen, um den schwächeren Begleitstern im Infrarotspektrum zu beobachten. Da der Referenzstern das System stabil hielt, konnte das zweite Instrument das Licht des schwachen Begleiters viel länger integrieren als üblich, was es ermöglichte, Details aufzulösen, die andernfalls verloren gegangen wären.

Die Ergebnisse dieses ersten Tests waren unmittelbar und präzise. Das Team konnte das innere Doppelsternsystem des Begleiters erfolgreich auflösen und trennte dabei zwei Sterne, die nur sieben Tausendstel eines Bogensekunden voneinander entfernt sind. Um diesen Abstand zu verdeutlichen: Es ist etwa so groß wie eine Münze, die man aus Hunderten von Meilen Entfernung sieht. Darüber hinaus maß das Team durch den Vergleich der Positionen der beiden Hauptsterne im System deren Trennung mit einer Unsicherheit von nur 234 Mikrobogensekunden. Dieses Maß an Präzision bestätigt, dass die gesamte Kette der Operationen – vom Erfassen des Lichts von zwei Sternen gleichzeitig über die Stabilisierung der Interferenzmuster bis hin zur Datenerfassung – wie beabsichtigt funktioniert.

Obwohl der anfängliche Erfolg zwei Sterne vergleichbarer Helligkeit nutzte, ist das wahre Ziel dieser Technologie, Objekte zu beobachten, die signifikant lichtschwächer sind als ihre Referenzsterne. Die Forscher arbeiten nun daran, die Grenzen dieser Empfindlichkeit zu verschieben. Sie haben Software entwickelt, die die Phase des Lichts in verschiedenen Farben des Infrarotlichts verfolgen kann, um sicherzustellen, dass das System stabil bleibt, auch wenn sich die Atmosphäre verschiebt. Frühe Tests zeigen, dass das System einen stabilen Lock mit sehr geringen Fehlern beibehalten kann, was ein entscheidender Schritt für die Beobachtung lichtschwacher Ziele ist. Dennoch ist der aktuelle Aufbau immer noch durch die Helligkeit der Sterne begrenzt, die es erfassen kann, sowie durch das thermische Rauschen, das die Instrumente während langer Belichtungszeiten erzeugen.

Um noch lichtschwächere Ziele zu erreichen, plant das Team mehrere Hardware-Upgrades. Sie beabsichtigen, die Kamera, die zur Findung und Verfolgung der Sterne verwendet wird, durch ein empfindlicheres Modell zu ersetzen, das viel lichtschwächere Objekte detektieren kann, was potenziell den Bereich der beobachtbaren Sterne von der aktuellen Grenze auf viel lichtschwächere Magnituden ausweitet. Sie planen außerdem, die Detektoren zu kühlen und warme Fenster im Instrument zu entfernen, um die Hintergrundwärme zu reduzieren, die derzeit schwache Signale überlagert. Zusätzlich wollen sie die Adaptive-Optik-Systeme der Teleskope verbessern, welche die atmosphärische Unschärfe korrigieren, um sicherzustellen, dass mehr Licht des schwachen Begleiters in das Instrument gelangt.

Computersimulationen legen nahe, dass das System mit diesen Upgrades schließlich Sterne beobachten könnte, die bis zu Magnitude 13 im K-Band erreicht sind, was einen bedeutenden Sprung gegenüber der aktuellen Grenze von etwa Magnitude 8 oder 9 darstellt. Dies würde es Astronomen ermöglichen, nach schwachen Begleitern wie Braunen Zwergen oder Exoplaneten zu suchen, die Bahnen um Sterne ziehen, die zu lichtschwach sind, um mit aktuellen Methoden untersucht zu werden. Das Team hat bereits damit begonnen, Daten zu sammeln, um diese Empfindlichkeitsgrenzen zu testen, und während die vollständige Analyse noch andauert, ist der Weg nach vorn klar. Indem sie einen hellen Stern in einen Leuchtturm verwandeln, der den Blick auf einen schwächeren Nachbarn leitet, transformiert das CHARA Array die Art und Weise, wie wir die verborgenen, lichtschwachen Komponenten unserer kosmischen Nachbarschaft sehen können.